LA CLASSIFICAZIONE DELLE STELLE

LE CLASSI SPETTRALI DI HARVARD

Le stelle sono classificabili in classi spettrali sulla base del loro colore e della loro temperatura.

La denominazione che si da' alle classi spettrali delle stelle utilizza le lettere: O, B, A, F, G, K, M.

Esiste un metodo che permette di ricordare la scala “OBAFGKM” ed e' lo scherzoso acronimo anglosassone: “Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me”.

Ciascuna classe spettrale viene suddivisa in sottoclassi, identificabili con i numeri che vanno da 0 a 9. Sulla base di questa classificazione il nostro Sole appartiene alla classe spettrale G2.

La tabella riportata di seguito indica, per ciascuna delle classi spettrali fondamentali, la temperatura superficiale delle stelle espressa in gradi Kelvin ed il corrispondente colore:

La classificazione delle stelle di Harvard.


DIAGRAMMA H-R

Il diagramma H-R.

Una ulteriore classificazione delle stelle viene fatta utilizzando il diagramma H-R, ideato dagli astronomi Ejnar Hertzsprung ed Henry Russell, attorno al 1910.

Questo diagramma mette in relazione la luminosita' o la magnitudine visuale assoluta di una stella (riportata sull'asse delle ordinate del diagramma), con la temperatura della stella in superficie o la classe spettrale (riportata sull'asse delle ascisse del diagramma). Ciascun punto sul diagramma H-R rappresenta una stella di temperatura e luminosita' note. Inoltre, nel diagramma si possono distinguere diverse zone che indicano le differenti fasi evolutive delle stelle. In particolare, la striscia diagonale che da sinistra scende verso destra e' la regione di stabilita' stellare, detta sequenza principale (main sequence); in questa zona, dove attualmente si trova il nostro Sole, le stelle passano la maggior parte della loro vita in piena evoluzione.

Percorrendo la fascia di sequenza principale, le stelle piu' giovani si trovano in alto a sinistra; si tratta di stelle calde, che irradiano di piu' e che quindi sono molto luminose. Man mano che si scende lungo la sequenza principale, si trovano le stelle piu' vecchie che stanno esaurendo l'idrogeno al loro interno; alcune di queste, a seconda della massa, diventeranno giganti o supergiganti rosse, altre diventeranno nane bianche ed altre ancora diventeranno buchi neri.

Le stelle giganti (giants), decine di volte piu' grandi del nostro Sole (il raggio del Sole misura 695.508 km), le troviamo in alto a destra del diagramma H-R; mentre, ancora piu' in alto, si collocano le stelle supergiganti (supergiants), centinaia di volte piu' grandi del Sole. Le giganti e le supergiganti sono stelle che, pur avendo bassa temperatura, hanno grande luminosita'; cio' si giustifica con il fatto che esse hanno dimensioni molto piu' grandi di quelle possedute dalle stelle di sequenza principale: un corpo a bassa temperatura, per essere molto luminoso, deve avere grandi dimensioni.

In basso, rispetto alla sequenza principale, si trovano le nane bianche (white dwarfs); si tratta di stelle ad alta temperatura, ma piccole e quindi poco luminose.

Se si prende il Sole come stella di riferimento, nelle fasi iniziali della sua evoluzione, l'astro mantiene una temperatura pressoche' costante e si sposta nel diagramma H-R verso valori di luminosita' decrescenti. In questa fase, la temperatura raggiunta dal Sole e' sufficiente ad innescare le reazioni nucleari che bruciano il deuterio, ossia l'isotopo pesante dell'idrogeno. Successivamente, sia la luminosita' che la temperatura crescono e vengono raggiunte le condizioni per il bruciamento dell'idrogeno, con produzione di elio. In pratica, la stella si stabilisce sulla sequenza principale e vi rimane per l'80-90% della sua esistenza; attualmente il Sole si trova in questa fase e vi rimarra' ancora per circa 4-5 miliardi di anni. Esaurito l'idrogeno, la stella subisce un'espansione ed un raffreddamento, diventando una gigante rossa. Dopo il bruciamento dell'elio, la stella espelle i suoi strati esterni e diviene una nebulosa planetaria; cio' che resta diventa una nana bianca, cioe' un corpo compatto in lento raffreddamento.

Un percorso diverso e con tempi diversi e' intrapreso invece da una stella con una massa molto maggiore rispetto a quella del Sole, fino a 20 volte la massa solare (la massa del Sole misura circa 1,9891x1030 kg). Infatti, stelle di questo tipo, bruciando il combustibile nucleare molto piu' velocemente, restano in sequenza principale molto meno tempo, 1-2 miliardi di anni, contro i 10 miliardi di anni del Sole. Il termine della loro evoluzione si avra' in basso a destra del diagramma.

Si e' visto che la luminosità di una stella dipende non solo dalla sua temperatura superficiale, ma anche dalle dimensioni della superficie dalla quale la luminosita' viene emessa; ossia, la luminosita' di una stella dipende dal suo raggio. Se si guarda il diagramma H-R, il raggio stellare cresce man mano che ci si sposta dalla zona in basso a sinistra (alta temperatura e bassa luminosita') verso quella in alto a destra. In definitiva si puo' affermare che il diagramma H-R e' fondamentale non solo per la descrizione dell'evoluzione stellare, ma anche per le informazioni che esso fornisce sul raggio delle stelle.

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